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观测和研究

时间:2019-08-30    点击: 次    来源:网络    作者:佚名 - 小 + 大

观测和研究

  

对银心在各波段的观测和研究是了解银河系结构及演化的最重要的内

容。但如前所述,由于聚集于银道面上,特别是银心附近的星际尘埃的严重

消光,使λ<1μ 的可见光观测几乎不可能进行。射电观测虽然提供了在这

一区域分布的气体的信息,但一方面目前单天线测量的空间分辨率尚不足以

弄清中心 内的细节,又由于银心处于南天,使现有大多处于北半球的天

线干涉测量十分困难。另一方面,对银心附近恒星的情况射电观测也是无能

为力的。因此银心附近天体及尘埃的研究,特别是几个 PC 内的情况主要是通

过近红外与远红外连续区以及红外谱线的观测得到结果的。

观测

最早的银心红外观测研究始于 1968 年,这是由 Becklin 等人对银心所作

 1.65,2.2,3.4μ 的宽波段测光。在此之后有不少在各种尺度上对银

心近红外研究的结果,由此可以明显看出,银心附近近红外亮度朝银道面集

中,呈扁长形,轴比大致为 0.4,且越向银心近红外亮度分布越强。

银心附近的质量分布可由三种方法得到:一是由银道面内气体的转动速

度,二是由星族天体的密度分布和速度弥漫,再就是由近红外辐射的分布。

由于波长短于 μ 时消光太大,波长太长时辐射又主要来自星际尘埃和气

体,只有波长在 μ 的辐射可用来确定以恒星为主体的银心附近的质量

分布,这是由与 M31 相比较而得到的。由于在 M31 的中心部分消光较小,利

用可见光观测就可得到其质量分布的信息,结果表明主要光度来自晚型星,

且对 M31 的中心存在质光比 M/L15。如果假设银心附近的恒星组成与 M31

类似,那末从近红外的亮度分布就可得到银心附近的质量密度为:

P(a)=7.6×10-1.8/pc,(3.77)

其中 =r+z(a/c)(3.78)

这里  为从银河转轴量起的距离,z 为从银道面沿银纬方向的距离,c/

 为近红外表面亮度分布的轴比为:c/a0.4,由此可得银心附近任何地

方平均质量分布的情况。根据近红外亮度分布测定情况,(3.77)式对银心

周围 500pc 范围内都基本适用,由此推得的离银心  处的各范围内的质量密

度及质量如表 3-28 所示,这与用其它方法得到的结果符合很好。


 3-28 银心附近质量的分布

  pc               )( 10                   )(   pc 

1.0                              4.4                                             × 10

10                                      70                                                 × 10

100                                    920                                             × 10

在银心中心1Pc 内质量更加集中,不再遵从上述关系,关于这一点下

面还要提及。

此外,关于银心的准确位置,在红外观测未能利用前仅用间接方法测定

过,精度到 °,之后利用银河核球中晚型星的近红外分布以及单个 2.μ

 10μ 源的位置以小于 的精度测定出银河中心处于 grA(W),其坐标

为:a=174229±. 15,δ=-28°5918″±,(1950),而从射电

观测得到的银河中心坐标为:

a=174229.291±.005,δ=-28°5917.6±.01。(1950),

可见二者符合十分好。其中所用银心距离由 RR Lyr 型星的观测得到,一般取

 10kpc。

对于银心附近 3pc)以内的详细情况,在近红外和中红外都有高

分辨率的描图,在 2.2μ  10μ 银心中心部分的情况,其中各红外源

IRS1,IRS2 等简单用 1,2 等表示。另外超过±50 的数字,下面还要说明。

首先从观测中发现,在这一区域中 2.2μ 发射的大致 1/ 来自最亮源

IRS7,1/3 来自另外的分离源,剩下 1/3 来自延伸的背景。而 IRS16 就是

平均近红外亮度的中心,其与 SgrA(W)完全重合。

 1.212.5μ 的红外观测可以发现处于银河中心上的 IRS16 源有 

′—的直径,在 1.6-3.6μ 上与恒星颜色相同,但在 4.9μ 处存在超

量红外发射,其光谱与一恒星星团的类似,虽然也许太弱而未发现一般冷星

中存在的 2.3μmCO 吸收,但有证据表明,这是一个密度超过 10pc

的致密的由足够早型或足够低光度的恒星组成的星团。对 IRS7 的观测表明存

在与冷星中相同的 2.3μmCO 吸收,从其红外能谱分布和光度10的光

度,其能谱分布类似于猎户星云中的 BN 天体,可用 400K 黑体很好地拟合,

但在这里没有任何射电辐射被探测到,它可能是一个刚经过原恒星阶段的极

年青的星。另外对 IRS11,12 而言也存在 2.3μ  CO 吸收,这些源可能是

超巨星。而 IRS9,14,15,17  19 则有与之大体相同的颜色,它们可能是

恒星或星团。剩下的 IRS1,2,5,6,10 一个是λ<5μ 的近红外源,一个

λ>5μ 中红外源,高分辨率描图表明,源的尺寸依波长而增。以上特点

说明这些源是由厚的拱星气尘物质所包围的致密红外源。从以上近中红外探

测到的源看来,银心附近确实存在恒星或星团的集中,其中大部分为晚型星,

也有处于演化早期的恒星。

银心远红外辐射表明了其中星际尘埃的特征,由于这是由这区域中的恒

星和星团发出的紫外和辐射,因此在某种程序上也给出这区域中恒星和星团

的信息。


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